¿Qué es
un agujero negro? ¿Tiene limitaciones de tamaño?
(Por
Luis Julián Goicoechea Santamaría)
Capítulo 13 de CIENCIA, y además lo entiendo!!!
La
idea de agujero negro está directamente relacionada con la ley de la
gravitación universal que propuso Isaac Newton en el siglo XVII, en la cual se
establecía que un objeto con cierta masa ejerce una fuerza atractiva sobre
otros objetos, cuya intensidad es inversamente proporcional al cuadrado de la
distancia. Así, la fuerza gravitatoria aumenta a medida que la distancia al
atrayente (con una masa dada) disminuye. Aunque la gravedad de un planeta o una
estrella cerca de su superficie es
importante, los objetos pueden contrarrestar dicha atracción y escapar si
disponen de suficiente energía. Por ejemplo, la velocidad de escape desde la
superficie terrestre es de unos 11 kilómetros por segundo, mientras que se
necesita una velocidad de 617 kilómetros por segundo para escapar de una
estrella como el Sol. Nosotros sabemos que la radiación (y las partículas más
energéticas) no pueden ser capturadas por el campo gravitatorio solar, ya que
la luz visible que proviene del Sol (velocidad de 300000 kilómetros
por segundo) ilumina el cielo diurno.
Sin embargo, si un objeto colapsa
hasta introducirse dentro de un radio extremadamente pequeño, en el cual la
velocidad de escape es igual a la velocidad de la luz, se forma un agujero
negro. La materia y la radiación quedan atrapadas en su campo gravitatorio, y
no son capaces de propagarse hasta otras regiones vecinas. Dicho radio crítico
suele definir el tamaño del agujero negro, aunque más que un tamaño real es una
frontera, en cuyo interior se ha formado la mencionada estructura compacta y oscura. El radio
crítico (o tamaño radial) es directamente proporcional a la masa, y es de unos 3 kilómetros para la
masa del Sol, y de solo 9
milímetros para la masa de la Tierra. En
Desde un punto de vista teórico, se
especula con la posible existencia de agujeros negros primordiales, formados
mediante fluctuaciones locales en la densidad de materia durante la expansión
inicial del Universo. Se trataría de objetos poco masivos y exóticos, que
pueden tener escapes a través de sus fronteras (radiación de Hawking), de forma
que no se comportarían como cárceles totalmente eficientes para la materia y la
radiación. Estos escapes estarían relacionados con efectos cuánticos, y
generarían una disminución paulatina de su masa hasta la evaporación de los
mismos. En los últimos años, Stephen Hawking también ha postulado que la
materia y la radiación no colapsan dentro de la esfera con el radio crítico del
agujero negro, ya que quedarían atrapadas temporalmente en la frontera definida
por dicho radio crítico. Dejando a un lado estas y otras muchas especulaciones teóricas,
la astronomía moderna está dedicando un gran esfuerzo al descubrimiento y
estudio de agujeros negros con diferentes masas. Aunque llegados a este punto,
surge una pregunta evidente: ¿cómo encontrar un objeto que no emite luz en el
cielo nocturno?, ¿hacia dónde orientar nuestros telescopios?
De forma genérica, un agujero negro es
una región del cielo con condiciones físicas extremas. No solamente el campo
gravitatorio es extremadamente intenso, haciendo necesario el uso de la teoría
de la relatividad general para su descripción [1], sino que también se espera
que su velocidad de rotación y su campo magnético sean extraordinariamente grandes. Si imaginamos un objeto aislado con
masa estelar que colapsa conservando su momento angular y su masa, a medida que el radio se reduce, la velocidad
de rotación debe aumentar para compensar la disminución de tamaño. De forma
similar, si se conserva el flujo magnético [2], el colapso conduce a un aumento
del campo magnético. Estas ideas generales se confirman cuando se comparan las
propiedades de estrellas colapsadas de neutrones (púlsares [3] con una radio de
unos 10 kilómetros )
y estrellas normales. Las estrellas de neutrones pueden alcanzar
velocidades de rotación próximas a 100000 kilómetros
por segundo, y albergar campos magnéticos de un billón de Gauss. Por
consiguiente, en las inmediaciones de un objeto compacto (estrella de neutrones
o agujero negro) podemos encontrar un disco de gas caliente: gas capturado por
su enorme campo gravitatorio, distribuido en el plano perpendicular al eje de
rotación, y calentado por la fricción entre regiones adyacentes del disco.
Dicho gas caliente emitirá radiación térmica. También se puede emitir radiación
no térmica, cuando partículas cargadas son aceleradas por campos eléctricos y
magnéticos en las cercanías de la estructura colapsada.
1 Agujeros negros estelares.
Una
estrella con masa solar no puede formar un agujero negro. Tras consumir el
hidrógeno y el helio en su corazón mediante procesos de fusión nuclear, la
envoltura es arrojada al espacio interestelar (nebulosa planetaria) y aparece
un núcleo estable de carbono del tamaño de la Tierra (enana blanca). Se
requieren decenas de masas solares para alcanzar temperaturas interiores más
altas, continuar las fases de fusión nuclear y colapso [4], y llegar a una
configuración final en la cual el colapso gravitatorio no puede ser detenido
por ningún mecanismo conocido. Entonces se forma un agujero negro estelar.
Algunas estrellas masivas evitan la formación de un agujero negro
desprendiéndose de forma violenta de su envoltura (explosión de supernova).
Aunque el núcleo residual de neutrones (estrella de neutrones) es una estructura compacta, existe una
presión cuántica que evita la formación de un agujero negro. Las estrellas de
neutrones tienen un radio (aproximadamente 10 kilómetros )
ligeramente mayor que el radio crítico para su masa: unos 6 kilómetros para una
masa típica de 2 veces la masa solar. Cálculos detallados indican que esta
presión cuántica puede soportar hasta 3 masas solares, y por lo tanto, la masa
de un agujero negro estelar debe exceder este valor.
¿Conocemos algún candidato a agujero
negro estelar? Si, conocemos varios candidatos que forman parte de sistemas
binarios. Un objeto compacto en un sistema binario puede devorar el gas de la
envoltura de su estrella compañera. Como ya hemos comentado, se forma un disco
de gas caliente, y el material se precipita sobre el objeto colapsado
realizando una trayectoria espiral (la fricción elimina momento angular, y el
gas adquiere un pequeño movimiento radial de caída). En los anillos más
internos del disco se alcanzan temperaturas de millones o decenas de millones
de grados, y por consiguiente, el entorno del objeto compacto es detectable
mediante un telescopio espacial de rayos X. Tras detectar una binaria compacta
de rayos X, la dinámica de la compañera puede entonces usarse para estimar la
masa de la estructura colapsada, y así, encontrar un candidato a agujero negro
cuando esta exceda las 3 masas solares.
Entre los candidatos más destacados
dentro de la Vía Láctea (la galaxia donde reside el Sol y la Tierra) está Cyg
X-1 en la constelación del Cisne. Fue descubierto en el año 1964 y es una de la
fuentes cósmicas mas intensas de rayos X. El objeto compacto tiene una masa de
14,8 veces la masa solar, lo que implica un radio crítico de unos 44 kilómetros . Otros
candidatos interesantes son: GRO J0422+32 y GW150914. El primero (GRO J0422+32)
fue descubierto en 1992 en una binaria de rayos X. El objeto compacto en dicha
binaria es el candidato menos masivo a agujero negro estelar, ya que solo tiene
4 veces la masa del Sol. Su proyección en un plano tiene un área algo mayor que
la superficie de la isla de La Gomera. Ella Tierra. Un
2 Agujeros negros en núcleos galácticos.
Actualmente
se piensa que existe un agujero negro muy masivo en el centro de casi todas las
galaxias. En los núcleos galácticos, se espera una densidad inicial de
estrellas y gas muy elevada, y en dicho ambiente, es razonable imaginar un gran
colapso al cabo de cierto tiempo. Las estrellas en la región central de la Vía
Láctea describen órbitas elípticas que son consistentes con la acción
gravitatoria de un objeto compacto con una masa de unos 4 millones de veces la
masa solar. El radio critico (tamaño radial de un hipotético agujero negro en
el centro de la Vía Láctea) para esta masa es de 0,08 unidades astronómicas,
siendo 1 unidad astronómica la distancia entre el Sol y la Tierra. Sin embargo,
las estrellas observadas no se aproximan tanto al monstruo masivo, y datos
recientes indican que el radio de la estructura central debe ser inferior a 45
unidades astronómicas (distancia de máxima aproximación de estrellas), o
equivalentemente, a unos 560 radios críticos. ¿Se trata de un agujero negro?
Muy probablemente si… Aunque las estrellas no se acercan al radio crítico en su
movimiento, 45 unidades astronómicas es la distancia entre el Sol y el planeta
menor Makemake. Es decir, tenemos varios millones de veces la masa del Sol
dentro de un radio menor que el del sistema solar, y no se conoce ningún
mecanismo físico capaz de evitar el colapso de semejante estructura.
Aparte de las galaxias normales como
la Vía Láctea, existen galaxias con un núcleo activo. Un tipo de especial
relevancia está constituido por los llamados cuásares [3]. Los cuásares son núcleos activos de galaxias
lejanas que muy probablemente albergan un agujero negro con una masa típica
entre cien y mil millones de veces la masa del Sol, dentro de una región con un tamaño menor que
el del sistema solar. Las observaciones de cuásares indican que el hipotético
agujero negro central está rodeado por un disco de gas caliente, desde donde se
emite la luz visible y ultravioleta. Se piensa que los rayos X provienen de una
corona muy caliente sobre dicho objeto central, y en aproximadamente el 10% de
los casos, las observaciones también sugieren la presencia de un chorro de
partículas energéticas en una dirección perpendiculares al disco y emitiendo
radiación no térmica (ver figura
adjunta; origen: NASA/JPL – Caltech).
Los anillos más internos del disco
emitiendo radiación térmica estarían situados a unos pocos radios críticos del
agujero negro, de modo que tales anillos tan lejanos y diminutos (tamaño de un
sistema estelar) no pueden resolverse espacialmente de una forma directa. Sin
embargo, actualmente se usan algunos métodos indirectos para estudiar la
geometría interna del disco, en las proximidades del supuesto monstruo oscuro.
Los resultados indican que cientos o miles de millones de masas solares deben
estar confinadas en zonas con tamaños radiales de unos cuantos radios críticos,
apoyando la presencia real de agujeros negros muy masivos en cuásares.
Notas:
1 Ver capítulo 37.
2 El flujo magnético es el producto del campo
magnético por la superficie.
3 Ver capítulo 12.
4 Cada vez que un material interno se agota y
las correspondientes reacciones nucleares cesan, se forma una estructura
inactiva compuesta principalmente por el producto de la fusión de dicho
material. Por ejemplo, cuando se consume el corazón de hidrógeno, se forma un
núcleo inactivo dominado por helio. La temperatura no es suficiente para
comenzar la fusión del producto, y no se genera una presión que compense la
atracción gravitatoria entre las diversas partes del corazón estelar. Entonces
el corazón colapsa y se calienta hasta que se alcanza la temperatura umbral
para la fusión del producto. El núcleo estelar vuelve a estar activo, y la
nueva presión compensa total o parcialmente la contracción gravitatoria del
mismo.
5 Las ondas gravitatorias son el equivalente
gravitatorio de las ondas electromagnéticas (a las que hemos llamado radiación,
o también luz). Así como las cargas eléctricas aceleradas emiten ondas
electromagnéticas, cuando existen masas aceleradas por efectos gravitatorios se
pueden emitir ondas gravitatorias (ver también el capítulo 14).
Bibliografía complementaria:
“Historia del Tiempo: del Big-Bang a los
Agujeros Negros”, Stephen W. Hawking.
“La Evolución de Nuestro Universo”, Malcolm S.
Longair.
Luis
Julián Goicoechea Santamaría
Doctor en Ciencias Físicas
Profesor de Astronomía y
Astrofísica – Universidad de Cantabria
Luis J. Goicoechea nació en el año 1957, unos meses antes del lanzamiento del Sputnik 1. Licenciado en Ciencias Físicas por la Universidad de Cantabria (UC) en 1979, comenzó su carrera investigadora en el Centro de Investigación y Desarrollo de Santander (centro mixto CSIC-UC), y posteriormente como Becario del Plan FPI y Ayudante. Su tesis doctoral (1984) trató sobre observaciones en algunos modelos cosmológicos inhomogeneos. Tras una estancia en la Universidad de Roma, nació su hija Estela y consiguió una plaza de Profesor Titular de Universidad en el área de Física Teórica. En la década 1990 y posteriores, ha concentrado su investigación en el campo de la astronomía/astrofísica, estableciendo sólidos lazos con grupos afines en el Instituto de Astrofísica de Canarias (al que ha visitado en numerosas ocasiones) y en varios centros internacionales.
Actualmente es Profesor de Astronomía y Astrofísica en la UC, y ha dedicado una gran parte de los últimos 25 años al estudio de sistemas lente gravitatoria. En particular, a la observación e interpretación de cuásares distantes fuertemente afectados por la gravedad de galaxias más próximas. Este proyecto GLENDAMA (Gravitational LENses and DArk MAtter) está utilizando instrumentación avanzada para crear una base de datos de alta calidad sobre cuásares que sufren efectos lente (http://grupos.unican.es/glendama/database/). Principalmente el telescopio Liverpool, que funciona de forma robótica, y el Gran Telescopio Canarias (ambos situados en la isla de La Palma, España).
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